16 Ursa Major

16 Ursa Major (16 Ursae Majoris, c Ursa Major, c Ursae Majoris , förkortat 16 UMa, c UMa ) är en dubbelstjärna i den norra stjärnbilden Ursa Major . 16 Ursa Major har en skenbar stjärnmagnitud på +5,20 m [2] , och är enligt Bortle-skalan synlig för blotta ögat på förortshimlen ( engelska  Suburban sky ).

Från parallaxmätningar som erhölls under Gaia- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 64,1 ly  bort . år ( 19,66  pct . ) från jorden . Stjärnan observeras norr om 29°S. sh. , det vill säga synligt norr om Northern Cape ( Sydafrika ), Lesotho , norr om Chile och Argentina , det vill säga synligt i den norra cirkumpolära delen av himlen året runt [10] .

16 Ursa Major rör sig ganska snabbt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är praktiskt taget −14  km/s [10] , vilket är 140 % av hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan närmar sig solen. Passagen av perihel kommer att ske om 1,3  miljoner år , då systemet kommer att vara på 10  sv. år ( 4  st ) från solen [3] . Mest troligt är stjärnan en medlem av Vintergatans stjärnpopulation [5] . På himlen rör sig stjärnan mot sydväst [11] .

Den genomsnittliga rymdhastigheten för 16 Ursa Major har komponenter (U, V, W)=(8.77, −7.72, −9.28) [12] , vilket betyder U= 8.77  km/s (rör sig mot det galaktiska centrumet ), V= − 7,72  km/s (rör sig mot den galaktiska rotationsriktningen) och W= −9,28  km/s (rör sig mot den galaktiska sydpolen ).

c Ursae Majoris ( lat.  c Ursae Majoris ) är Bayers beteckning för stjärnan 1603 [11] . Även om stjärnan har beteckningen c ( C  är den 3:e bokstaven i det latinska alfabetet ), är stjärnan själv den 53:e ljusaste i stjärnbilden . 16 Ursae Majoris ( lat.  16 Ursae Majoris ) är Flamsteeds beteckning [11] .

Egenskaper för en dubbelstjärna

Den spektroskopiska-dubbla naturen hos 16 Ursa Major upptäcktes bland de första 75 som upptäcktes vid Dominion Astrophysical Observatory 1919 [ 13] . Båda stjärnorna är åtskilda från varandra med ett vinkelavstånd på 2,9  mas [4] , vilket motsvarar den halvstora axeln i omloppsbanan mellan följeslagarna på minst 0,13  AU. och en rotationsperiod på minst 16,24  dagar [4] (som jämförelse är radien för Merkurius bana 0,39  AU och rotationsperioden är 88  dagar ). Banan har en inte särskilt stor excentricitet , som är lika med 0,11 [4] (hälften av Merkurius  - 0,205). Lutningen i systemet är ganska stor och uppgår till 106,0° [4] , det vill säga stjärnorna i 16 Ursa Major-systemet roterar i en retrograd omloppsbana , sett från jorden .

Om vi ​​tittar från 16 Ursa Major A till 16 Ursa Major B kommer vi att se en orange stjärna som lyser med en ljusstyrka på −27,8 m , det vill säga med en ljusstyrka på 2,67 av solens ljusstyrka (i genomsnitt). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara ~2° [b] , vilket betyder att dess storlek kommer att vara 4 gånger större än vår sol. Å andra sidan, om vi tittar från sidan av 16 Ursa Major B på 16 Ursa Major A, kommer vi att se en gul stjärna som lyser med en ljusstyrka på -32,25 m (i genomsnitt), det vill säga med en ljusstyrka på 159 solens ljusstyrka . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara - ~ 10,6 ° [b] , vilket är 21,26 gånger vår sols diameter.

Systemet visar inga tecken på kromosfärisk aktivitet [4] . Systemet undersöktes för närvaron av infrarött överskott , vilket kunde indikera närvaron av en kvarvarande skiva , men ingenting hittades [14] .

Komponent A-egenskaper

16 Ursa Major A - att döma av sin spektraltyp G0V [4] [c] (liknande Iota Perseus ) är en utvecklad gul dvärg , som för närvarande förvandlas till en underjätte , det vill säga väte slutar redan att "bränna" i kärnan av stjärnan, och stjärnan själv är redan utanför huvudsekvensen . Stjärnans massa är 1,213  [5] , vilket är typiskt för stjärnor av typen F4V [16] i tabellerna VII och VIII , vilket förmodligen är så den föddes. Sedan, i evolutionsprocessen, sjönk dess temperatur från 7000  K [16] i tabellerna VII och VIII till moderna värden, radien ökade och spektraltypen blev modern. Nu strålar stjärnan ut energi från sin yttre atmosfär vid en temperatur på cirka 5871  K [6] , vilket ger den den karakteristiska gula färgen för en stjärna av spektraltyp G .

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1967 [17] och eftersom stjärnan är binär uppmättes med största sannolikhet radien för den ljusaste komponenten. Data om dessa mätningar ges i tabellen.

År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
1967	5.16	G0IV	—	1.6	[17]

Vi vet nu att stjärnradien är 2,6  [4] och är karakteristisk för subjättar , så mätningen från 1967 var generellt sett adekvat men inte exakt. Från stjärnans temperatur och radie, med hjälp av Stefan-Boltzmann-lagen , kan du ta reda på att ljusstyrkan för 16 Ursa Major A är cirka 7,2  .

Stjärnan har en ytgravitation på 3,98  CGS [6] eller 95,5 m/s 2 , det vill säga nästan 3 gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ). Sådan ytgravitation är karakteristisk för dvärgar som övergår till subjättestadiet . Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet än solen, men 16 Ursa Major A har en ganska låg metallicitet : dess järnhalt i förhållande till väte är 74% av solvärdet. , det vill säga 69 % av solvärdet, vilket tyder på att stjärnan "kom" från andra delar av galaxen , där det fanns färre metaller, och föddes i ett molekylärt moln på grund av en mindre tät stjärnbefolkning och ett litet antal av supernovor . Rotationshastigheten för 16 Ursa Major A är nästan 3 gånger solens och är lika med 5,59  km/s [7] , vilket ger stjärnans rotationsperiod på 24,2 dagar.

Systemets nuvarande ålder är 5,41  miljarder år [5] , det är också känt att stjärnor med en massa på 1,213  [5] lever på huvudsekvensen på cirka 5,82  miljarder år och, efter flera hundra miljoner år, har de passerat. genom scenen kommer subjätten 16 Ursa Major A att bli en röd jätte . Dessutom, i denna fas av sin existens, kan den absorbera 16 Ursa Major B, möjligen göra en blixt som liknar en ny stjärna , och sedan, när den tappar sina yttre skal, kommer den att bli en vit dvärg .

Komponent B-egenskaper

Stjärna 16 Ursa Major B är en dvärg med massan 0,59−0,66 [  4] . Följaktligen är det känt från teorin om stjärnutveckling att stjärnor med liknande massa bör vara orangea dvärgar av spektraltypen K5V [18] , vilket indikerar att väte i stjärnans kärna fortfarande fungerar som ett kärnbränsle, dvs. stjärnan finns i huvudsekvensen . Stjärnan, i det här fallet, kommer att utstråla energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 4060  K [18] , vilket ger den den karakteristiska orange färgen hos en stjärna av spektraltyp K .

Stjärnans radie ska vara lika med 0,50  [4] . Stjärnans ljusstyrka bör vara lika med 0,08  [4] . Det är också känt att stjärnor med en liknande massa lever på huvudsekvensen i cirka 40  miljarder år .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem ligger inom 20 ljusår [19] från stjärnan 16 Ursa Major (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ) och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det cirka 15 fler röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, som inte fanns med i listan, även 3 vita dvärgar .

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ 1 2 Vinkeldiameter (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a. e .; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i a. e.
3. ↑ På 1900-talet klassificerades stjärnan som en dvärg av spektraltyp F9V [12] [15]

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Brown, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaperna , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa på VizieR 
2. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), Sammanställning av Eggens UBV-data, omvandlad till UBV (opublicerad) 
3. ↑ 1 2 Bailer-Jones, CAL ( mars 2015 ), Close encounters of the stellar kind , Astronomy & Astrophysics Vol . 575: 13, A35 , DOI 10.1051/0004-6361/201425221 
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 Francis C., Fekel; Michael H., Williamson; Matthew W., Muterspaugh & Dimitri, Pourbaix ( februari 2015 ), New Precision Orbits of Bright Double-lined Spectroscopic Binaries. IX. HD 54371, HR 2692 och 16 Ursa Majoris , The Astronomical Journal vol 149 (2): 13, 63 , DOI 10.1088/0004-6256/149/2/63 
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Ramírez, I.; Allende Prieto, C. & Lambert, DL ( februari 2013 ), syreöverflöd i närliggande FGK-stjärnor och den galaktiska kemiska utvecklingen av den lokala skivan och halo , The Astrophysical Journal vol . 764 (1): 78 , DOI 10.1088/0004-637X /764/1/78 
6. ↑ 1 2 3 4 Grå, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( juli 2006 ), Bidrag till Nearby Stars (NStars) Project: spektroskopi av stjärnor tidigare än M0 inom 40 pc-The Southern Sample , The Astronomical Journal vol 132 (1): 161–170 . DOI 10.1086/504637 
7. ↑ 1 2 Martinez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( September 2010 ), Kromosfärisk aktivitet och rotation av FGK-stjärnor i solens närhet. En uppskattning av det radiella hastighetsjitter , Astronomy and Astrophysics T. 520: A79, doi : 10.1051 / 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/david.montesdf2 September 2017 på Wayback Machine 
8. ↑ (engelska) * c UMa -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=16+UMa&submit=submit+id > . Hämtad 9 december 2019.   
9. ↑ 1 2 3 Tur R. E. Överflöd i den lokala regionen. II. F, G och K dvärgar och underjättar  (engelska) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - S. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
10. ↑ 12 H.R. 3648 . Katalog över ljusa stjärnor . (ryska)
11. ↑ 1 2 3 16 Ursae  Majoris . Universum guide .
12. ↑ 1 2 c Ursae Majoris  (engelska) . Internet Stellar Database .
13. ↑ Plaskett, J.S.; Harper, W.E.; Young, R.K. Fjärde listan över spektroskopiska binärer  //  Journal of the Royal Astronomical Society of Canada : journal. - 1919. - Vol. 13 . - s. 372-378 . - .
14. ↑ Eiroa, C.; Marshall, JP; Mora, A. & Montesinos, B. ( juli 2013 ), D.U.st runt närliggande stjärnor. Undersökningens observationsresultat , Astronomy & Astrophysics T. 555: A11 , DOI 10.1051/0004-6361/201321050 
15. ↑ 16 Ursae  Majoris . Alcyone Bright Star-katalog .
16. ↑ 12 Habets , GMHJ; Heintze, JRW Empiriska bolometriska korrigeringar för huvudsekvensen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1981. - November ( vol. 46 ). - S. 193-237 . - .
17. ↑ 1 2 CADARS katalogpost: recno=  4483 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
18. ↑ 1 2 Kielis stjärntabeller . Calstatela (2007). Arkiverad från originalet den 17 mars 2008. (obestämd)
19. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från 16 Ursae Minoris:  (engelska) . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bild 16 Ursa  Major